Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 

шаровое скопление NGC 1851 NGC 1851
созвездие Голубь (Columba)

Rc, расстояние от Солнца - 12,1 kpc
Rgc, расстояние от центра Галактики - 16,7 kpc
Класс Оостерхоффа - OoI

        Южное скопление NGC 1851 было открыто James Dunlop 29 мая 1826 г.
Скопление расположено в два раза дальше от центра Галактики, чем Солнце и на 7 кпс выше галактической плоскости, т.е. является типичным скоплением гало Галактики. Показатель концентрации у него один из самых высоких.
        Первая диаграмма цвет-величина для скопления была получена G.Alcaino (1971, A.A. 15, 360) на основе фотографических наблюдений 117 звезд. Эта диаграмма была не очень хорошего качества, и едва достигала уровня звезд горизонтальной ветви. Сравнивая положения ветви гигантов NGC 1851 и скоплений М3 и М13 (предполагалось, что все эти скопления имеют примерно одинаковое значение металличности), Alcaino получил величину избытка цвета E(B-V) = 0.14. Позднее выяснилось, что эта работа имеет значительные ошибки в определении звездных величин и цвета звезд скопления, кроме того, металличность самого скопления NGC 1851 примерно на 0,3 dex больше чем для M 3 и M 13. С учетом этих замечаний, сейчас величина E(B-V) оценивается равной 0,02.
        Скопление NGC 1851 относится к немногочисленной группе скоплений (см. также NGC 2808) которые имеют бимодальную морфологию горизонтальной ветви - одинаково хорошо представлены звезды и на красном и на голубом конце горизонтальной ветви (blue tail). Краснные звезды горизонтальной ветви являются характерной особенностью богатых металлами ШС, таких как, например, 47 Tuc, в то время как голубая горизонтальная ветвь типична для ШС бедных металлами, например, M 30. Т.е. горизонтальная ветвь скопления NGC 1851 выглядит как соединение горизонтальных ветвей двух металличностей. Диаграмма цвет-величина шарового скопления NGC 1851
        Попытка объяснить такую морфологию ГВ была сделана Saviane et al. (1998, AA 333, 479). Численные эксперименты показали, что предположение о двух поколениях звезд с разницей в возрасте 4 млрд лет воспроизводит наблюдаемую ГВ скопления. Но в этом случае должно наблюдаться и разделение ветви субгигантов, поскольку более старшее поколение звезд будет иметь меньшую светимость, причем разница в светимости будет больше, чем фотометрические ошибки, а наблюдения на тот момент не подтверждали эту версию. В качестве другого объяснения авторы предположили, что звезды скопления одного возраста, но существует разница в скорости потери массы на стадии красных гигантов.
        Недавнее исследование NGC 1851, выполненное по наблюдениям, полученным с помощью телескопа Хаббла, подтвердило существование этой поразительной особенности скопления - наличие двух ветвей субгигантов (рис. 2), которые отличаются на 0.1 зв.вел. в лучах F606W. Сравнение с теоретическими моделями показывает, что это соответствует разнице в возрасте звезд ~ 1 Gyr. Т.е. в скоплении действительно присутствуют звезды двух поколений. Диаграмма цвет-величина шарового скопления NGC 1851Однако для объяснения бимодальности горизонтальной ветви скопления такой разницы в возрасте не достаточно, согласно моделям, необходимая разница составляет 3-4 млрд лет. Поэтому требуется еще дополнительный параметр или комбинация параметров для объяснения такой морфологии.
        Самое интересное, M.Zoccali et al (2009, ApJ 697, L22) показали, что звезды, населяющие более слабую ветвь субгигантов, расположены в области радиусом не более 2 угловых минут от центра скопления. Происхождение этих звезд пока не ясно. Предлагается несколько вариантов объяснения этого феномена.
        1. Если звезды более слабой ветви субгигантов на 1 млрд лет старше, чем звезды яркой ветви субгигантов, можно предположить, что первая вспышка звездообразования прошла только в центральной небольшой части газового облака. Через один млрд лет последовала вторая вспышка звездообразования, и в нее уже был вовлечен весь оставшийся газ облака. Такой сценарий отличается от классического взгляда на образование шаровых скоплений, хотя сходные процессы встречаются в большинстве галактик.
        2. Повышенное содержание элементов группы CNO у звезд яркой ветви субгигантов. В этом случае эти звезды должны быть на 2 млрд лет моложе звезд более слабой ветви субгигантов. Но трудно предположить, что первое поколение звезд, меньшее по численности, к тому же расположенное только в центральной части скопления, смогло обогатить элементами группы CNO оставшийся больший объем газа всего облака, из которого затем сформировались звезды второго поколения.
        3. Повышенное содержание элементов группы CNO у звезд слабой ветви субгигантов. В этом случае звезды двух ветвей могут быть примерно одного возраста. Такой сценарий рассматривается как наиболее вероятный (M.Zoccali et al, 2009). Большая часть звезд скопления родилась примерно 12 млрд лет назад, в период между 20-30 млн лет – 300 млн лет после их рождения ветер массивных звезд асимптотической ветви гигантов обогатил тяжелыми элементами еще оставшийся газ в центре скопления, из которого сформировалось второе поколение звезд. Разница в возрасте между поколениями не велика и по данным современных наблюдений не может быть выявлена.
        В пользу последней гипотезы говорят наблюдения ярких красных гигантов скопления, выполненные более 25 лет назад (Hesser et al., 1982, AJ 87, 1470). Авторы исследовали 8 звезд, расположенных в верхней части ветви гигантов, три из них показали экстраординарно сильные CN полосы. Т.е. 40% из исследованных в примере звезд имеют повышенное содержание элементов группы CNO. Это может быть следствием процесса перемешивания внутренних и внешних областей звезд, но также нельзя исключить и возможность того, что эти элементы принадлежат первому поколению звезд. Так что проблема расщепления ветви субгигантов и бимодальности горизонтальной ветви скопления NGC 1851 еще далека от окончательного решения.
        Еще одна загадка скопления - переменные звезды типа RR Lyr. Сейчас известно порядка 55 переменных звезд в скоплении NGC 1851 (точное число указать трудно, поскольку в некоторых работах не даны координаты вновь открытых переменных и поэтому невозможно точно отождествить все известные на сегодняшний день переменные звезды). Из них 31 звезда типа RRab и 22 типа RRc, отношение числа этих звезд Nc/Nab = 0,71, что является очень большой величиной для скоплений класса OoI, к которому относится это скопление.

© 2010-2012 Шаровые скопления